Mentre Io e Europa sono per lo più composti di silicati, la bassa densità di Ganimede e Callisto indica la presenza di un miscuglio di silicati e ghiaccio, in quantità approssimativamente equivalenti.
Il fatto che la percentuale di sostanze volatili (in particolar modo il ghiaccio d'acqua) presenti nei satelliti galileiani cresca man mano che ci si allontana da Giove è testimoniato dalle loro densità via via decrescenti (Io: 3.53 g/cm³, Europa 2.99 g/cm³, Ganimede 1,94 g/cm³ e Callisto 1.85 g/cm³). Questa interessante progressione è, con ogni probabilità, connessa con la formazione e l'evoluzione di Giove che in passato, per contrazione gravitazionale, deve essere stato molto più caldo di quanto non sia attualmente.
Questa logica asserzione è però in contrasto con la teoria della formazione di Giove più accreditata, che prevede l'iniziale formazione di un protopianeta di rocce e ghiaccio dalla nube circumsolare ed il successivo accrescimento di elementi più leggeri (Encrenaz 2001). "Dai più recenti studi ottenuti dalla sonda Galileo, tutti gli elementi (eccetto l'ossigeno che è un caso particolare) sembrano arricchiti in Giove di un fattore da 2 a 3 rispetto al Sole. Tuttavia, studi di laboratorio mostrano che l'azoto (N) e l'argon (Ar) possono essere catturati in ghiacci solo a temperature inferiori a 30 K. Il fatto che N ed Ar esibiscano lo stesso accrescimento del carbonio e di altri elementi, implica che i planetesimi che arricchirono Giove si formarono a bassissima temperatura, più bassa di quella della regione di Urano-Nettuno che è di circa 55 K. Come può essere accaduto ciò a 5 AU dove la temperatura di equilibrio è vicina a 100 K? La temperatura a 5 UA era più bassa in passato? La storia dei planetesimi che formarono i pianeti giganti è ancora aperta" (Owen & al. 1999) citato da (Encrenaz 1999). Alla stessa conclusione arriva Johnson (2000), ipotizzando un avvicinamento di Giove al Sole, citando l'articolo "Migrating Planets" di Malhotra (1999).

Io ha una superficie di vari colori: dal giallo all'arancione, dal rosso al bruno. Esso presenta la più spettacolare attività vulcanica di tutto il Sistema Solare con tanto di eruzioni, caldere vulcaniche e probabilmente anche laghi di zolfo fuso.
Tuttavia, sembra che alcuni vulcani di Io si comportino in modo più simile a dei geyser che non ai vulcani terrestri: in un geyser, l'acqua sperimenta una rapida transizione di fase dallo stato liquido a quello gassoso, ed il vapore così generato viene eiettato ad alta velocità verso la superficie. Su Io, però, il ruolo dell'acqua viene svolto probabilmente dallo zolfo e dal diossido di zolfo (SO₂): queste sostanze sono in effetti state individuate nei venti vulcanici e nella tenue atmosfera del satellite (Carroll-Ostlie 1996).
I recenti sorvoli a bassa quota della sonda Galileo hanno permesso, infatti, di rilevare che l'SO₂ si presenta in masse di 15-20 molecole, simili a fiocchi di neve, raggiungendo anche una quota di 500 km (Science@NASA 16 Oct.2001). Hanno permesso anche un maggior dettaglio spaziale, facendo rilevare una temperatura del magma in uscita dai vulcani di 1800-2000 K, almeno 300 K in più della lava terrestre (1500 K). La Terra potrebbe aver sperimentato una simile temperatura della lava nei primi periodi di formazione. Ciò ha sorpreso gli scienziati perché lo zolfo vaporizza a 700 K e si pensava che tutte le emissioni fossero solforose! La lava deve essere quindi basaltica (Science@NASA 4 Oct.1999).
Pur avendo un raggio piuttosto grande (1815 Km), le sue dimensioni da sole non spiegano come può essere tanto caldo da presentare questa intensa attività vulcanica; si è ipotizzato un riscaldamento dovuto all'effetto mareale causato dalla rotazione attorno a Giove e favorito dalla risonanza 1:2:4 fra il periodo di Io (1.77 d) e quelli di Europa (3.54 d) e di Ganimede (7.15 d).
Tra i satelliti galileiani, Io è quello che interagisce maggiormente con il campo magnetico di Giove, essendo il più vicino al grande pianeta. Dal momento che Io ruota in 1.77 giorni intorno a Giove, il quale ha un periodo di rotazione di circa 10 ore, si ha che la luna ne attraversa il campo magnetico alla considerevole velocità di circa 57 km/s: applicando la legge di Faraday, si calcola che questo induce una differenza di potenziale di ben 600 kV tra un estremità e l'altra del satellite! Questa differenza di potenziale genera una corrente di 10⁶ Ampere che fluisce lungo le linee del campo magnetico tra Io e Giove, e produce per effetto Joule un riscaldamento della luna (il processo è esattamente analogo a quello che produce il riscaldamento di una resistenza percorsa da corrente). Tuttavia, il calore così generato rappresenta solamente una frazione molto piccola (circa 1/1000) dell'energia totale emessa ogni secondo dalla superficie di Io, che ammonta a circa 10¹⁴ J/s (Carroll-Ostlie 1997). La temperatura superficiale di Io è di circa -180 °C, con modeste variazioni tra il giorno e la notte (Heil 2000).
La struttura nota come Toro di Io (in inglese "Io Torus") è costituita prevalentemente da nubi di zolfo e sodio che orbitano intorno a Giove all'altezza dell'orbita di Io. Per spiegare l'esistenza di questa struttura, ed anche il fatto che nel campo magnetico gioviano siano intrappolate un gran numero di particelle cariche, è stato proposto un processo noto come "sputtering" [in italiano il verbo "to sputter" si traduce in modo piuttosto infelice, ma quì ha il senso di "scalzare"]: alcuni ioni di zolfo e di ossigeno provenienti dalla magnetosfera di Giove riescono a colpire l'atmosfera e la superficie di Io con tale energia da liberare altri atomi di zolfo, ossigeno, sodio e potassio. Si è stimato che un numero molto elevato di ioni (compreso tra 10²⁷ e 10²⁹) riesca ogni secondo a sfuggire all'attrazione gravitazionale di Io! Un'altra proposta per spiegare questi fenomeni afferma invece che gli ioni potrebbero essere emessi direttamente dagli attivissimi vulcani di Io; questa teoria tuttavia gode di minor credito della precedente, in quanto generalmente le particelle scagliate in aria nel corso di un'eruzione vulcanica hanno velocità molto inferiori alla velocità di fuga della luna gioviana.
La navicella Galileo ha osservato il pennacchio di un'eruzione in corso permettendo così di verificare che l'attività vulcanica produce sensibili mutamenti delle strutture superficiali su tempi scala dell'ordine di pochi anni.

Europa

Europa, situata in un'orbita più esterna di Io, presenta probabilmente un nucleo di silicati ed uno strato esterno di acqua, ghiacciata in superficie e, si suppone, liquida in profondità.
Si ritiene che il calore necessario per avere acqua allo stato liquido sia generato dalle interazioni mareali tra Europa, gli altri satelliti galileiani e Giove. Le medesime forze di marea sono probabilmente la causa delle lunghe spaccature (ben visibili nelle immagini) che solcano la superficie ghiacciata di Europa.
Dal numero di comete le cui orbite incrociano quella di Giove, Eugene Shoemaker ha stimato che un cratere di oltre 10 km di diametro, dovrebbe formarsi su Europa mediamente ogni 1.5 milioni di anni. Una estrapolazione fa assommare il numero di grandi crateri su Europa a 45, per cui la sua superficie non dovrebbe avere più di 30 milioni di anni.

La sonda Galileo ci ha fornito anche analisi spettrali delle grandi macchie rosso scuro, che presentano analogie con lo spettro di laboratorio del solfato di magnesio.
I crateri da impatto presentano la caratteristica forma, ghiacciata, delle onde concentriche provocate dal 'sasso in uno stagno'. Si desume che i crateri vengano immediatamente riempiti dai fluidi sottostanti.
Nelle immagini dettagliate si notano anche piccoli altipiani sollevati da colonne di ghiaccio (diapiri) o acqua, per effetto convettivo.
Il 3 /1/2000 Galileo è passata a soli 350 km da Europa ed ha analizzato accuratamente anche la magnetosfera.
I Satelliti ruotano nell'intenso campo magnetico gioviano che induce correnti elettriche nel loro interno le quali, a loro volta, producono un campo magnetico locale. Quello di Europa ha i poli presso l'equatore geografico ed essi si invertono ogni 5 ore e mezza. Dal fatto che, inoltre, non siano geograficamente stabili si è dedotto che le correnti scorrano in un fluido: una conferma della presenza di un oceano salato sotto i ghiacci. Europa presenta ai poli, di notte, un eccesso di temperatura di 5 °C, rispetto ai calcoli teorici. E' una conferma del calore endogeno di Europa dovuto, in larga parte, alle azioni mareali di Giove e degli altri satelliti.
In futuro si prevede di inviare verso Europa una sonda che, 5 anni dopo, s'inserirà in orbita a 200 km di altezza. Rileverà, tra l'altro, l'altitudine dei ghiacci. Se le variazioni mareali risulteranno di 30 m, vorrà dire che esiste un oceano liquido; in caso contrario la variazione sarà di un solo metro (Pappalardo et al., 1999).

Ganimede

Ganimede è il satellite più grande di tutto il Sistema Solare avendo un diametro di 5276 Km e una massa 2.03 volte quella della Luna.

La mappa di Ganimede (che rivolge al pianeta sempre la stessa faccia) mostra crateri, solchi, aree chiare e scure nettamente differenziate mai osservate in altri corpi celesti . Pare inoltre che nessun rilievo della superficie si innalzi per più di un chilometro sul livello medio, anche se i crateri da impatto più recenti raggiungono depressioni di 3-5 Km.


Le aree scure (o regioni) occupano circa il 40% della superficie e sono riccamente craterizzate, quindi probabilmente sono le più antiche. Si può inoltre notare la presenza di un complesso intrico di "pieghe" che sembrano fratturare finemente la superficie. Esse sono in realtà piccoli solchi, profondi qualche centinaio di metri e larghi una decina di chilometri, simili agli sprofondamenti della crosta terrestre tra faglie parallele (detti graben) e la cui disposizione non è affatto casuale. Le zone chiare, invece, appaiono costituite da sistemi di solchi paralleli, talvolta intersecantisi in modo complesso.

Le immagini fornite dalla sonda Galileo mostrano che l'attività effusiva probabilmente è stata più consistente di quanto si pensasse, e che ha creato anche nel terreno craterizzato ampi pianori. L'attività tettonica ha inoltre prodotto l'innalzamento di rilievi e la creazione di aree pianeggianti. Lo spettrometro e il magnetometro a bordo della sonda hanno inoltre evidenziato la presenza inequivocabile di una vera e propria magnetosfera, popolata di particelle cariche.

Dopo Ganimede e Titano, Callisto è il terzo satellite del Sistema Solare per dimensioni, avendo un diametro di 4848 Km.La sua superficie è in media relativamente scura, riflettendo solo il 17% della luce solare incidente (meno della metà degli altri satelliti galileiani, ma sempre più della nostra Luna). Essa è ricchissima di crateri da impatto, e non mostra, da un punto di vista geologico, fratture o "placche" crostali distinte.
Le strutture più appariscenti sono i bacini chiari formati da numerosi anelli concentrici, disposti evidentemente intorno ai siti dei maggiori impatti meteoritici, il più grande dei quali è denominato Valhalla. La formazione di queste strutture avvenne subito dopo gli impatti, a causa del simmetrico propagarsi verso l'esterno delle potenti onde d'urto generate dalle immani esplosioni susseguenti agli impatti stessi: queste onde d'urto, oltre a creare nella zona centrale una cavità (il vero e proprio cratere), deformarono simmetricamente tutto lo strato superficiale in una vasta regione circostante, creando in questo strato (solido) una struttura simile alle onde che nascono quando si getta un sasso nell'acqua. La sua densità (1.79 g/cc), inferiore a quella di Ganimede, indica che lo strato di ghiaccio è più spesso che negli altri satelliti galileiani.

Tabella riassuntiva sul Sistema Solare